{"id":763,"date":"2026-03-24T13:52:32","date_gmt":"2026-03-24T13:52:32","guid":{"rendered":"https:\/\/web.infn.it\/OCRA\/?page_id=763"},"modified":"2026-03-24T13:57:56","modified_gmt":"2026-03-24T13:57:56","slug":"losservatorio-pierre-auger","status":"publish","type":"page","link":"https:\/\/web.infn.it\/OCRA\/approfondimenti-e-attivita-svolte\/in-laboratorio-con-noi\/losservatorio-pierre-auger\/","title":{"rendered":"L\u2019osservatorio Pierre Auger"},"content":{"rendered":"

L\u2019Osservatorio Pierre Auger \u00e8 il pi\u00f9 grande osservatorio al mondo per lo studio dei raggi cosmici di altissima energia (E>10<\/span>18<\/sup>\u00a0eV). \u00c8 situato nella pampa argentina a 1400 m sul livello del mare e copre un\u2019area di 3000 km<\/span>2<\/sup>, corrispondente alla superficie della Valle d\u2019Aosta.<\/span><\/p>\n

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L\u2019Osservatorio \u00e8 costituito da due rivelatori principali, il rivelatore di superficie (SD) e il rivelatore di fluorescenza (FD). Questi sono ottimizzati per studiare gli Sciami Atmosferici Estesi (EAS), cio\u00e8 l\u2019insieme di particelle, dette raggi cosmici secondari, prodotte dall\u2019urto dei raggi cosmici primari con i nuclei dell\u2019atmosfera terrestre e schematizzati nella Fig.1.<\/p>\n

\"\"Fig.1: Schematizzazione del<\/span><\/span>lo\u00a0<\/span>sviluppo<\/span>\u00a0di<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>uno<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>sciame<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>atmosferico esteso.<\/span><\/span><\/em><\/p>\n

In particolare, il rivelatore di fluorescenza permette di ricostruire il profilo longitudinale dello sciame, cio\u00e8 il numero di particelle in funzione della profondit\u00e0 di atmosfera attraversata lungo la direzione, detta asse dello sciame, che avrebbe seguito il raggio cosmico primario se non si fosse disintegrato in atmosfera, mentre il rivelatore di superficie ci d\u00e0 informazioni sul profilo trasversale dello sciame, cio\u00e8 sulla distribuzione a terra delle particelle secondarie. Il punto di intersezione dell\u2019asse dello sciame con il suolo \u00e8 chiamato core, il numero di particelle dello sciame \u00e8 maggiore vicino al core e diminuisce man mano che ci si allontana da esso. Il rivelatore di superficie \u00e8 costituito da 1600 rivelatori Cherenkov ad acqua disposti a 1.5 km di distanza l\u2019uno dall\u2019altro, rappresentati sulla mappa di Fig.2 da puntini neri.<\/p>\n

Il rivelatore di fluorescenza \u00e8 suddiviso in 4 siti disposti lungo il perimetro del rivelatore di superficie. In ciascun sito abbiamo sei telescopi di fluorescenza il cui campo di vista, cio\u00e8 la porzione di cielo dove sono capaci di rivelare la \u201cluce\u201d generata dallo sciame, \u00e8 rappresentato dalle linee blu sulla mappa. Le particelle dello sciame, infatti, attraversando l\u2019atmosfera, eccitano le molecole di azoto e ossigeno di cui l\u2019atmosfera \u00e8 costituita. Queste tendono a tornare nel loro stato fondamentale, cio\u00e8 nel loro stato di energia minima, e, cos\u00ec facendo, emettono luce di fluorescenza. Immaginate un atomo con le varie orbite che ruotano intorno al nucleo corrispondenti a diversi livelli energetici. Se un elettrone guadagna energia, salta su un\u2019orbita pi\u00f9 lontana dal nucleo, ma poi tende a tornare nell\u2019orbita di partenza. La differenza di energia tra le due orbite viene rilasciata sotto forma di fotoni, quindi di luce.<\/p>\n

\"\"Fig.2: M<\/span><\/span>appa<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>dell\u2019Osservatorio<\/span><\/span>\u00a0Pierre\u00a0<\/span><\/span>Auger, i puntini neri rappresentano i rivelatori Cherenkov ad acqua, mentre le linee blu rappresentano i campi di vista dei telescopi di fluorescenza.\u00a0<\/span><\/span><\/em>Ref. Pierre Auger Observatory\u00a0\u00a0www.auger.org<\/a><\/span><\/span><\/em><\/p>\n

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La luce di fluorescenza raggiunge la finestra di ingresso del telescopio, attraversando anche un filtro che seleziona le lunghezze d\u2019onda tra i 300 e i 400 nm tipiche della luce di fluorescenza, viene raccolta da uno specchio, come mostrato nell\u2019immagine di Fig.3, e quindi convogliata su una matrice di fotomoltiplicatori (PMT). Questi ultimi sono degli strumenti che raccolgono la luce e la trasformano in un segnale elettrico proporzionale alla quantit\u00e0 di luce raccolta.<\/p>\n

\"\"Fig.3: S<\/span><\/span>chema\u00a0<\/span><\/span>di un telescopio di fluorescenza (finestra di ingresso + specchi + matrice di fotomoltiplicatori)<\/span><\/span><\/p>\n

In Fig.4 \u00e8 schematizzata la matrice di fotomoltiplicatori, la camera del telescopio. Il funzionamento della camera \u00e8 simile a quello di una fotocamera digitale dotata di una sensibilit\u00e0 estrema: ogni pixel della camera del telescopio \u00e8 infatti formato da un fotomoltiplicatore capace di \u201cvedere\u201d anche un solo fotone alla volta. Ogni pixel colorato rappresenta un fotomoltiplicatore raggiunto dalla luce di fluorescenza prodotta dallo sciame. La sequenza di pixel accesi indica la traccia dello sciame. In base al tempo di arrivo del segnale in ciascun PMT e alla sua intensit\u00e0, \u00e8 possibile ricostruire il profilo longitudinale dello sciame, mostrato in Fig.5. Il profilo longitudinale \u00e8 il numero di particelle dello sciame in funzione della profondit\u00e0 atmosferica (Fig.1),\u00a0cio\u00e8<\/span><\/span>\u00a0la\u00a0<\/span><\/span>distanza\u00a0<\/span><\/span>percorsa\u00a0<\/span><\/span>dallo\u00a0<\/span><\/span>sciame\u00a0<\/span><\/span>in\u00a0<\/span><\/span>atmosfera\u00a0<\/span><\/span>lungo<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>il<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>suo<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>asse<\/span><\/span>\u00a0a\u00a0<\/span><\/span>partire\u00a0<\/span><\/span>dal punto di prima\u00a0<\/span><\/span>interazione\u00a0<\/span><\/span>del\u00a0<\/span><\/span>raggio\u00a0<\/span><\/span>cosmico<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>primario\u00a0<\/span><\/span>in\u00a0<\/span><\/span>atmosfera<\/span><\/span>.\u00a0<\/span><\/span>La\u00a0<\/span><\/span>profondit\u00e0<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>atmosferica<\/span><\/span>\u00a0non ha le\u00a0<\/span><\/span>dimensioni<\/span><\/span>\u00a0di una\u00a0<\/span><\/span>lunghezza<\/span><\/span>\u00a0come ci\u00a0<\/span><\/span>aspetteremmo\u00a0<\/span><\/span>perch\u00e9\u00a0<\/span><\/span>lo\u00a0<\/span><\/span>spazio\u00a0<\/span><\/span>percorso\u00a0<\/span><\/span>\u00e8\u00a0<\/span><\/span>moltiplicato<\/span><\/span>\u00a0per la\u00a0<\/span><\/span>densit\u00e0<\/span><\/span>\u00a0del\u00a0<\/span><\/span>tratto<\/span><\/span>\u00a0di\u00a0<\/span><\/span>atmosfera\u00a0<\/span><\/span>che<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>stiamo\u00a0<\/span><\/span>considerando<\/span><\/span>.\u00a0<\/span><\/span>Se\u00a0<\/span><\/span>il\u00a0<\/span><\/span>mezzo\u00a0<\/span><\/span>che\u00a0<\/span><\/span>attraversiamo\u00a0<\/span><\/span>\u00e8\u00a0<\/span><\/span>pi\u00f9\u00a0<\/span><\/span>o\u00a0<\/span><\/span>meno\u00a0<\/span><\/span>denso<\/span><\/span>, cambia\u00a0<\/span><\/span>il\u00a0<\/span><\/span>numero\u00a0<\/span><\/span>di\u00a0<\/span><\/span>scontri\u00a0<\/span><\/span>che\u00a0<\/span><\/span>ci s<\/span><\/span>aranno\u00a0<\/span><\/span>tra\u00a0<\/span><\/span>le\u00a0<\/span><\/span>particelle\u00a0<\/span><\/span>dello\u00a0<\/span><\/span>sciame\u00a0<\/span><\/span>e quelle\u00a0<\/span><\/span>dell\u2019atmosfera<\/span><\/span>,\u00a0<\/span><\/span>quindi\u00a0<\/span><\/span>sar\u00e0\u00a0<\/span><\/span>diverso\u00a0<\/span><\/span>il\u00a0<\/span><\/span>numero\u00a0<\/span><\/span>di\u00a0<\/span><\/span>particelle<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>prodotte\u00a0<\/span><\/span>di<\/span><\/span>\u00a0conseguenza anch<\/span><\/span>e lo\u00a0<\/span><\/span>sviluppo\u00a0<\/span><\/span>dello<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>sciame<\/span><\/span>.<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/p>\n

\"\"Fig.4: Camera di uno\u00a0<\/span><\/span>dei<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>telescopi<\/span><\/span>\u00a0di\u00a0<\/span><\/span>fluorescenza<\/span><\/span>\u00a0d<\/span><\/span>ell\u2019Osservatorio<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>Auger<\/span><\/span>\u00a0con<\/span><\/span>\u00a0la<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>traccia<\/span><\/span>\u00a0di un\u00a0<\/span><\/span>raggio<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>cosmico<\/span><\/span>. Ref. Pierre Auger Observatory\u00a0\u00a0www.auger.org<\/a><\/span><\/span><\/p>\n

Il numero di particelle di uno sciame cresce fino a quando le particelle secondarie hanno un\u2019energia tale per innescare nuovi processi che producono particelle. Quando si scende al di sotto di questa energia, chiamata energia critica, le particelle vengono gradualmente assorbite dall\u2019atmosfera e il numero di particelle diminuisce. La profondit\u00e0 atmosferica a cui si raggiunge il massimo sviluppo dello sciame, cio\u00e8 il massimo numero di particelle, \u00e8 comunemente chiamata Xmax<\/sub>. Questa grandezza dipende dal tipo di raggio cosmico primario che ha dato origine allo sciame, quindi se la misuriamo possiamo scoprire se, ad esempio, sia stato un protone o un nucleo di ferro ad innescare lo sciame.<\/p>\n

\"\"Fig.5:\u00a0<\/span><\/span>P<\/span><\/span>rofilo<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>longitudinale<\/span><\/span>\u00a0di\u00a0<\/span><\/span>uno<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>sciame<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>atmosferico<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>esteso rivelato dall\u2019osservatorio Pierre Auger con energia 1.4\u00a0 1018<\/sup>\u00a0eV<\/span><\/span><\/p>\n

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Il numero di massa, cio\u00e8 il numero di protoni e neutroni, di un atomo di ferro \u00e8 56. Per quanto riguarda lo sviluppo di uno sciame, protoni e neutroni si comportano allo stesso modo, quindi possiamo immaginare un nucleo di ferro come 56 protoni. Se abbiamo 56 particelle che si muovono insieme invece che una, la probabilit\u00e0 di scontro con i nuclei dell\u2019atmosfera aumenter\u00e0, quindi verr\u00e0 prodotto pi\u00f9 velocemente un gran numero di particelle che si dividono l\u2019energia della particella primaria e verr\u00e0 raggiunta pi\u00f9 velocemente l\u2019energia critica e il massimo sviluppo dello sciame. Dalla ricostruzione del profilo longitudinale, possiamo ricavare anche l\u2019energia della particella primaria che corrisponde all\u2019area sotto la curva, quindi all\u2019integrale, della funzione che descrive il profilo. Il numero di particelle di uno sciame \u00e8 legato non solo al tipo di particella primaria, ma anche alla sua energia. Pi\u00f9 grande \u00e8 l\u2019energia, pi\u00f9 si raggiunger\u00e0 in profondit\u00e0 il massimo sviluppo dello sciame.\u00a0 Il rivelatore di superficie, invece, \u00e8 costituito da 1600 rivelatori Cherenkov ad acqua.<\/p>\n

Ma cosa \u00e8 un rivelatore Cherenkov? Quando una particella carica si muove all\u2019interno di un mezzo con una velocit\u00e0 superiore a quella che ha la luce nell\u2019attraversare quello stesso mezzo, essa emetta luce.\u00a0Questo fenomeno si chiama\u00a0effetto\u00a0Cherenkov<\/em>.<\/p>\n

Ma quindi \u00e8 possibile superare la velocit\u00e0 della luce? Nel vuoto no, ma quando la luce si muove all\u2019interno di un mezzo (aria, acqua, vetro\u2026) la sua velocit\u00e0 diminuisce di un fattore pari all\u2019indice di rifrazione del mezzo, indicato con\u00a0n<\/em>: se\u00a0chiamiamo\u00a0c<\/em>\u00a0velocit\u00e0\u00a0della\u00a0luce\u00a0nel\u00a0vuoto,\u00a0(c<\/em>=\u00a0300000 km\/s),\u00a0la velocit\u00e0 della luce nel mezzo \u00e8 pari a\u00a0c\/n<\/em>.\u00a0L\u2019indice\u00a0di\u00a0rifrazione\u00a0nell\u2019acqua\u00a0\u00e8\u00a0n<\/em>=1.41, quindi, quando una particella del nostro sciame raggiunge una stazione dell\u2019SD, rappresentata in Fig.6, produce un cono di luce Cherenkov se la sua velocit\u00e0 \u00e8 maggiore di\u00a0c\/n<\/em>.\u00a0Questa luce viene riflessa dalle pareti del rivelatore e convogliata verso i tre PMT che guardano l\u2019acqua dall\u2019alto.<\/p>\n

\"\"Fig.6: R<\/span><\/span>appresentazione\u00a0<\/span><\/span>di un\u00a0<\/span><\/span>rivelatore<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>Cherenkov<\/span><\/span>\u00a0ad\u00a0<\/span><\/span>acqua<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>che<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>compone<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>il<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>rivelatore<\/span><\/span>\u00a0di\u00a0<\/span><\/span>superficie<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>dell\u2019Osservatorio<\/span><\/span>\u00a0Pierre\u00a0<\/span><\/span>Auger<\/span><\/span>. La\u00a0<\/span><\/span>particella<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>carica<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>entra<\/span><\/span>\u00a0<\/span><\/span>nell\u2019acqua<\/span><\/span>, produce un\u00a0<\/span><\/span>cono\u00a0<\/span><\/span>di luce\u00a0<\/span><\/span>Cherenkov<\/span><\/span>: la luce\u00a0<\/span><\/span>viene\u00a0<\/span><\/span>rifless<\/span><\/span>a\u00a0<\/span><\/span>dalle\u00a0<\/span><\/span>pareti\u00a0<\/span><\/span>del\u00a0<\/span><\/span>rivelatore\u00a0<\/span><\/span>e r<\/span><\/span>accolta\u00a0<\/span><\/span>dai\u00a0<\/span><\/span>fotomoltiplicatori\u00a0<\/span><\/span>posti\u00a0<\/span><\/span>sulla\u00a0<\/span><\/span>superficie\u00a0<\/span><\/span>superiore<\/span><\/span>.<\/span><\/span><\/p>\n

I PMT ci restituiranno un segnale elettrico proporzionale al numero di particelle che hanno attraversato la stazione.\u00a0Solo un certo numero di stazioni delle 1600 sar\u00e0 raggiunto dalle particelle dello sciame. Pi\u00f9 l\u2019energia del primario \u00e8 alta, maggiore sar\u00e0 il numero delle stazioni \u201caccese\u201d. In Fig.7, \u00e8 rappresentato l\u2019arrivo di uno sciame sull\u2019Osservatorio e l\u2019impronta che lo sciame ha lasciato al suolo, data dalle stazioni\u00a0che sono state colpite dalle particelle. In base ai tempi in cui le stazioni vengono raggiunte dello sciame, \u00e8 possibile ricostruire l\u2019asse dello sciame e la direzione d\u2019arrivo del primario. Studiando il segnale rilasciato in ciascuna stazione in funzione della distanza dal core dello sciame, possiamo ricostruire il numero di particelle dello sciame che \u00e8 proporzionale all\u2019energia del primario.<\/p>\n

\"\"Fig. 7: Rappresentato della rivelazione di uno sciame con i rivelatori di superficie e di fluorescenza.\u00a0\u00a0I puntini colorati sono l\u2019impronta dello sciame creata dalle stazioni raggiunte dal segnale. La dimensione dei punti colorati \u00e8 proporzionale al segnale misurato dalla stazione, il colore \u00e8 legato al tempo di arrivo. Lo sciame ha raggiunto prima le stazioni gialle ed infine le rosse. Le linee colorate indicano la luce di fluorescenza prodotta dallo sciame e raccolta da uno dei telescopi. Ref.\u00a0Pierre Auger Observatory\u00a0\u00a0www.auger.org<\/a><\/p>\n

Il rivelatore di superficie e il rivelatore di fluorescenza ci permettono di studia e lo sciame da pi\u00f9 punti di vista e di migliorare la qualit\u00e0 delle informazioni ricavate.<\/p>\n

Guarda alcuni\u00a0<\/span>video<\/span><\/a>\u00a0sull\u2019Osservatorio Pierre\u00a0<\/span>Auger<\/span>.<\/span>\u00a0<\/span><\/p>\n

E adesso se vuoi analizzare i dati raccolti dall\u2019osservatorio Auger vai alla seguente sezione\u00a0<\/em><\/strong><\/p>\n

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L\u2019Osservatorio Pierre Auger \u00e8 il pi\u00f9 grande osservatorio al mondo per lo studio dei raggi cosmici di altissima energia (E>1018\u00a0eV). \u00c8 situato nella pampa argentina a 1400 m sul livello del mare e copre un\u2019area di 3000 km2, corrispondente alla superficie della Valle d\u2019Aosta. L\u2019Osservatorio \u00e8 costituito da due rivelatori principali, il rivelatore di superficie… Read more »<\/a> […]<\/p>\n

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